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Le ciel à découvert

 | 
Jean Audouze

Sixième partie. De nouveaux regards sur le ciel

29. Les rayons cosmiques de ultra-haute énergie

Martin Lemoine

Texte intégral

1Les particules les plus énergétiques de la Nature… Les objets astrophysiques les plus violents de l’Univers connu… Une énigme vieille d’un demi-siècle… Les superlatifs ne manquent pas quand on cherche à définir le mystère de l’origine du rayonnement cosmique de ultra-haute énergie. Ces particules mystérieuses, venant semble-t-il de nulle part, qui narguent les expérimentateurs tout autant que les théoriciens se trouvent au cœur d’une des grandes questions de l’astrophysique moderne. Une question à la rencontre de plusieurs domaines de recherches : physique des particules, cosmologie, astrophysique des hautes énergies ; une question qui implique des objets et des phénomènes aussi divers que les sursauts gamma, les radiogalaxies géantes, les trous noirs supermassifs, les objets compacts, les champs magnétiques cosmiques et les cascades de particules dans l’atmosphère terrestre… Mais avant de plonger au cœur de cette énigme, un petit tour d’horizon du rayonnement cosmique et de son histoire s’impose.

Le rayonnement cosmique

2La Terre subit continuellement le bombardement de particules élémentaires et de noyaux de haute énergie. Néanmoins, en jouant le rôle d’écran et de déflecteur, l’atmosphère terrestre et son environnement géomagnétique atténuent fortement le flux collecté au niveau du sol terrestre. Ainsi la magnétosphère défléchit la plupart des noyaux chargés du vent solaire, tandis que l’atmosphère terrestre absorbe, tel un détecteur de particules expérimental, les particules du rayonnement cosmique. Ces rayons cosmiques voyagent à travers l’espace interstellaire à des vitesses proches de la vitesse de la lumière. On les dénomme rayons, mais il s’agit en fait de particules élémentaires ou de noyaux chargés et, pour la plus grande partie d’entre eux, de protons, c’est-à-dire de noyaux d’hydrogène ionisé.

3Les énergies des particules du rayonnement cosmique peuvent prendre des valeurs très différentes, comme nous allons le voir. La notion d’énergie d’une particule se trouvant au cœur de cette discussion, il paraît opportun de rappeler ou de préciser cette notion : l’énergie (cinétique) d’une particule et sa vitesse peuvent s’utiliser de manière interchangeable, car l’une est fonction directe de l’autre, l’énergie cinétique augmentant avec la vitesse. Néanmoins, il est plus commode de se référer à cette première, car deux vitesses très proches l’une de l’autre peuvent correspondre à deux énergies très différentes, lorsque la vitesse avoisine la célérité de la lumière (c). Ainsi, les particules du rayonnement cosmique ont toutes une vitesse proche de c, mais la gamme d’énergie couvre une douzaine d’ordres de grandeur. Les particules les plus énergétiques auxquelles nous nous intéresserons possèdent donc une énergie environ mille milliards de fois supérieure aux particules de « basse » énergie du rayonnement cosmique, qui sont par ailleurs bien plus communes. Le flux de particules arrivant sur la haute atmosphère terrestre est en effet d’environ mille particules par m2 et par seconde aux plus basses énergies, mais d’environ une particule par kilomètre carré et par siècle aux énergies extrêmes ! La figure 1 présente cette distribution du nombre de particules en fonction de leur énergie (aussi appelée spectre d’énergie du rayonnement cosmique).

Fig. 1 – Flux (différentiel par intervalle d’énergie) toutes espèces confondues du rayonnement cosmique en fonction de l’énergie de la particule

4Chiffrer ou se représenter l’énergie de ces particules devient vite une tâche ardue. Le commun des rayons cosmiques arrivant sur Terre possède une énergie d’un milliard d’électrons-volts (notés eV), ce qui correspond déjà à l’énergie caractéristique d’agitation d’une particule plongée dans un milieu chauffé à dix mille milliards de degrés ! Les particules les plus énergétiques qui nous intéressent ici planent à 1020 eV, cent milliards de fois plus haut… Une énergie presque impossible à apprécier justement, qui ne peut se chiffrer qu’à l’aide de puissances de 10. On peut néanmoins tenter de l’aborder de façon suivante :

  • D’après sa définition, l’électronvolt représente l’énergie acquise par un proton ou un électron traversant une différence de potentiel d’1 volt. Pour atteindre les énergies extrêmes du rayonnement cosmique, il faut donc provoquer une tension de cent milliards de milliards de volts…
  • Si l’on gravit l’échelle des préfixes grecs (kilo, méga, etc.), qui permettent à chaque barreau de franchir un facteur multiplicatif de 1000 : on démarre au giga-eV avec un milliard d’eV, puis on passe par le tera-eV (mille milliards d’eV), le peta-eV, l’exa-eV pour venir chatouiller le zeta-eV, soit mille milliards de giga-eV…
  • Si l’on rapporte cette énergie aux échelles de notre monde macroscopique : 1020 eV correspond à 6 joules, c’est-à-dire l’énergie cinétique d’une balle de tennis au service ou le crochet d’un boxeur poids-lourd. Mais une balle de tennis contient environ 1026 particules, donc l’énergie cinétique de la balle se partage entre ces 1026 constituants, tandis que le rayon cosmique concentre l’ensemble de cette énergie sur une seule particule…
  • Si l’on se rapporte à sa vitesse, une particule de 1020 eV voyage à la célérité de la lumière moins une fraction de cinq cents millièmes de milliardième de milliardième…
  • Enfin, si l’on compare cette énergie aux performances des plus grands accélérateurs terrestres : le célèbre LHC (« Large Hadron Collider ») du CERN, qui doit devenir sous peu le plus puissant accélérateur jamais construit permettra de collisionner deux faisceaux de particules de 10 tera-eV chacun. Autrement dit, l’énergie portée par le rayon cosmique de ultra-haute énergie reste cent millions de fois supérieure à ce qu’on peut aujourd’hui produire sur Terre… En toute rigueur, cette comparaison n’est pas juste, car le LHC provoque une collision frontale de deux faisceaux alors que le rayon cosmique interagit avec une atmosphère immobile. Lorsqu’on les rapporte à des situations comparables, l’énergie impliquée dans l’interaction du rayon cosmique avec l’atmosphère correspond « seulement » à cent fois celle produite par le LHC (aussi étrange que cela puisse paraître).

5Il semble intéressant de dresser ici un bref parallèle historique avec la situation du domaine au début des années 1930. Alors que l’homme peinait à accélérer des noyaux à des énergies de l’ordre de la dizaine de mega-eV pour provoquer les premières réactions de transmutation nucléaire, le rayonnement cosmique et la cascade d’interactions à laquelle il donne lieu dans l’atmosphère lui offraient un faisceau naturel de haute énergie. Les physiciens n’ont pas manqué d’en extraire nombre de découvertes fondamentales en physique des particules. Aux ultra-hautes énergies, on se trouve aujourd’hui dans une situation comparable, aussi peut-on envisager en apprendre beaucoup sur les interactions fondamentales par l’étude des gerbes géantes provoquées par l’arrivée de ces particules d’énergie extrême dans l’atmosphère.

6Quoi qu’il en soit, la finalité de ces recherches reste de comprendre l’origine de ces particules et la nature de ces grands accélérateurs de particules cosmiques. En ce qui concerne le rayonnement cosmique de basse énergie, tous les indices observationnels existants pointent vers les ondes de choc des restes de supernovae (voir chapitres 9 et 30). Notons enfin qu’on ne connaît pas avec certitude la nature des particules de ultra-haute énergie. Il s’agit selon toute vraisemblance de protons ou de noyaux plus lourds ionisés, mais on ne peut pas en dire plus aujourd’hui. Pour cette raison, on utilisera par la suite le terme plus générique de particule ou rayon cosmique.

Un peu d’histoire… de Pierre Auger à nos jours

7La découverte du rayonnement cosmique remonte au début du vingtième siècle. L’histoire de cette science mériterait d’être contée car elle recèle bien des leçons de méthodologie et nombre de faits héroïques. L’un de ces récits, auquel nous nous limiterons ici, concerne la découverte du rayonnement cosmique de très haute énergie. Au début des années 1930, certains physiciens, et tout particulièrement Pierre Auger, avaient compris le principe du développement des gerbes de particules par interactions successives dans un détecteur : une particule primaire de grande énergie interagit avec des noyaux cibles pour produire des particules secondaires de moindre énergie, qui à leur tour interagissent, etc., conduisant au développement d’une cascade, ou gerbe de particules. L’énergie caractéristique portée par une particule se dégrade au cours du développement de la gerbe tandis que le nombre moyen de particules augmente. La gerbe prend fin lorsque l’énergie caractéristique devient trop faible pour provoquer la création de nouvelles particules ou lorsque les processus d’absorption dans la cible et de désintégration deviennent importants.

8Ce phénomène avait été observé dans les détecteurs au sol, mais il prend également place dans la haute atmosphère qui, rappelons-le, joue le rôle d’un écran détecteur vis-à-vis du rayonnement cosmique. Une particule dite primaire arrivant sur la haute atmosphère provoque une gerbe de particules secondaires qui s’étend vers les basses altitudes, comme représenté dans la figure 2, pour un proton d’énergie 1015 eV. Plus l’énergie incidente est importante, plus grande est la gerbe, à la fois dans sa profondeur et dans son extension latérale. Ainsi pour un rayon cosmique de 1020 eV, la gerbe contient quelque cent milliards de particules secondaires au maximum de son développement et couvre au sol une quinzaine de kilomètres carrés…

9Pierre Auger eut l’idée d’utiliser le principe de détection de particules par coïncidence dans des détecteurs distincts pour étudier les gerbes atmosphériques. L’idée consiste à enregistrer les événements frappant plusieurs détecteurs au même moment ; en toute probabilité, ces deux particules sont des secondaires issues d’une même gerbe, dont les directions respectives permettent de remonter au point d’interaction. Pierre Auger eut également l’idée d’écarter le plus possible les détecteurs pour voir s’il existait des gerbes de plus haute énergie que celles couramment étudiées. Idée des plus ingénieuses ! Alors que l’énergie maximale connue à cette époque n’excédait pas une dizaine de giga-eV, Pierre Auger découvrit des gerbes de 1015 eV, c’est-à-dire cent mille fois plus énergétiques. Il s’était installé pour cela au col de la Jungfrau, à 3 500 m d’altitude, là où le lux de particules est plus important, et avait réussi à réaliser des coïncidences sur des détecteurs séparés de plusieurs centaines de mètres. Les grandes gerbes atmosphériques venaient donc d’être découvertes. Cette technique de coïncidence représente depuis le standard de la détection des particules de haute énergie du rayonnement cosmique.

Fig. 2 – Simulation théorique du développement d’une gerbe atmosphérique initiée par un proton d’énergie 1015 eV. La hauteur et la largeur des figures représentent 70 km. Attention : cette figure représente l’image intégrée sur le temps du développement de la gerbe dans l’atmosphère ; si l’on devait suivre son développement au cours du temps, la gerbe prendrait la forme d’une crêpe très aplatie descendant le long de l’axe principal à la vitesse de la lumière. Image réalisée par F. Schmidt, « CORSIKA Shower Images », http://www.ast.leeds.ac.uk/​~fs/​showerimages.html

10Dans le domaine des très hautes énergies, le lux devient si faible qu’il est nécessaire de construire des détecteurs gigantesques si l’on veut pouvoir recueillir un nombre suffisant de particules en un temps raisonnable. Par exemple, à 1020 eV, le lux de 1/km2/siècle requiert un détecteur dont la surface collectrice dépasse 100 km2 pour collecter une particule par an ! Heureusement, la technique de coïncidence permet de ne pas devoir couvrir cette surface avec le détecteur. Il suit de bien l’échantillonner avec un nombre suffisant de petits détecteurs, la densité de détecteurs devant permettre la détection de particules d’une même gerbe sur plusieurs d’entre eux. L’analyse du signal de coïncidence permet alors de remonter aux caractéristiques de la particule primaire ayant initié la gerbe, du moins en principe, car cette partie du travail est fort complexe ; elle reste le sujet de recherches intenses.

11En 1961, le détecteur Volcano Ranch annonce la détection d’une particule de 1020 eV et pulvérise ainsi tous les records d’énergie. Depuis cette détection, la chasse aux particules de ultra-haute énergie n’a cessé de s’intensifier. Les expériences se succèdent, chacune toujours plus grande que sa précédente. Durant les années 70, les physiciens mettent au point une nouvelle technique d’observation, par laquelle un télescope recueille la lumière de fluorescence émise par les atomes de l’atmosphère qui ont été excités par le passage de la gerbe. Cette technique n’est pas facile à mettre en œuvre, car le détecteur doit pouvoir observer jusqu’à une distance de plusieurs kilomètres l’équivalent d’une ampoule de 60 W traversant l’atmosphère à la vitesse de la lumière… mais elle connaît de grands succès, notamment parce qu’elle offre une plus grande précision dans la reconstruction des caractéristiques du rayon cosmique primaire. L’expérience Fly’s Eye (« œil de mouche »), dont le nom traduit la géométrie du télescope à même de surveiller en permanence une grande fraction du ciel, détecte ainsi la particule la plus énergétique jamais vue, en 1991 : 3 x 1020 eV ! Ce record reste inégalé aujourd’hui.

12Cette course effrénée au détecteur de plus grande taille nous mène aujourd’hui à l’Observatoire Pierre Auger, qui surpasse tous ses prédécesseurs et de loin. Nous en discuterons par la suite ; il est en effet grand temps de faire un petit tour du côté de la théorie pour comprendre ce qui anime tous ces physiciens qui s’emploient à construire ces détecteurs géants.

Au cœur du mystère…

13L’énigme de l’origine du rayonnement cosmique de ultra-haute énergie tient en trois questions essentielles :

  1. quel objet astrophysique peut produire des particules d’une telle énergie ? Rappelons que la production d’une particule de 3x1020 eV requiert une tension de trois cents milliards de milliards de volts… bref, un monstre astrophysique.
  2. comment ces particules ont-elles pu nous parvenir sans perdre leur énergie lors de leurs interactions avec les rayonnements de fond diffus de l’Univers ?
  3. pourquoi ne voit-on pas la source dans la direction d’arrivée des particules de très haute énergie ?

14En ce qui concerne les sources, les seuls monstres envisageables semblent être les objets les plus actifs et les plus énergétiques de l’Univers connu, tels que les sursauts gamma (voir chapitre 10), les plus grandes radiogalaxies, analogues des quasars de l’Univers lointain, ou peut-être les étoiles à neutrons les plus magnétisées, aussi dénommées magnetars. On ne peut pas exclure que la source soit un objet encore inconnu, car notre connaissance du ciel reste limitée. La liste de suspects ci-dessus résulte de l’application d’un critère aux objets que l’on connaît. L’idée de cette classification, due au physicien A. Michael Hillas est la suivante : les particules gagnent leur énergie lors de leur traversée d’intenses champs électromagnétiques dans ces objets. Lors de cette phase d’accélération, le mouvement de la particule est caractérisé par une grandeur particulière, dénommée rayon de giration de Larmor, qui définit en toute rigueur le rayon de la trajectoire suivie par la particule autour d’une ligne de champ magnétique (lorsque celle-ci est supposée parfaitement rectiligne). D’après le critère susnommé, le processus de gain d’énergie a lieu tant que la particule reste dans la source, donc tant que ce rayon de giration de Larmor reste plus petit que la taille de la région accélératrice. Ce rayon de giration augmentant avec l’énergie, on peut alors calculer une limite supérieure à l’énergie que la particule peut acquérir en fonction de la valeur du champ magnétique et de la taille du système. Plus intense sera le champ magnétique, ou plus grand sera l’objet, meilleur sera le confinement, donc plus grande sera l’énergie que la particule pourra obtenir avant de s’échapper du système. Le problème, essentiel pour les théoriciens, tient à ce qu’aucun des objets astrophysiques connus ne semble franchir la barre requise pour atteindre 1020 eV avec aisance…

15Le mystère s’épaissit lorsqu’on regarde de plus près la phénoménologie de la propagation du rayonnement cosmique de ultra-haute énergie. En effet, le fond diffus microondes de photons qui emplit l’Univers constitue un écran opaque pour les particules d’énergie supérieure à 0,5x1020 eV. Ce seuil d’énergie de 0,5x1020 eV correspond à l’énergie minimale requise pour produire des particules dénommées pions par interaction des rayons cosmiques avec les photons du fond diffus micro-ondes. En deçà de cette énergie, la réaction ne peut avoir lieu, donc les rayons cosmiques peuvent se propager sans dommage. Mais au-delà de 0,5x1020 eV, l’interaction peut avoir lieu ; elle consomme alors une partie importante de l’énergie de la particule. Cet effet d’opacité de l’Univers aux particules de ultra-haute énergie porte le nom de « coupure GZK », car il provoque une coupure haute du spectre de particules, au-dessus de cette énergie seuil, et parce que GZK correspond aux initiales des physiciens qui l’ont découvert : Greisen, et indépendamment, Zatsepin & Kuzmin, en 1966.

16Que cela signifie-t-il ? Tout d’abord, une particule d’énergie 1020 eV, ou plus, ne peut provenir d’une distance supérieure à 50 - 100 mégaparsecs. Cent mégaparsecs, soit quelques milliers de fois la taille de notre Galaxie, ou encore quelque 1026 cm : cette distance paraît colossale à notre échelle, mais bien petite au regard des échelles cosmologiques. Elle ne représente en effet qu’un centième du rayon de l’Univers observable. Elle correspond aussi à la profondeur jusqu’à laquelle on voit nettement les galaxies et leurs concentrations en grandes structures de l’Univers (filaments, murs et amas, voir chapitre 16) dans les grands relevés observationnels. Autrement dit, la source doit être proche à l’échelle cosmologique et, qui plus est, située dans une région que l’on connaît bien.

17Ce qui nous amène directement à la dernière question, relative à l’absence de sources dans la direction d’arrivée des rayons cosmiques d’énergie extrême. Si la source est une radiogalaxie géante, comment expliquer le fait qu’on ne la voit pas dans la direction d’arrivée ? Il est bon de rappeler que la taille de ces radiogalaxies dépasse les centaines de milliers de parsecs, aussi ces galaxies couvrent-elles une extension angulaire assez importante sur le ciel ; leur éclat les rend par ailleurs visibles jusqu’à de très grandes distances… Quant aux sursauts gamma, ceux que l’on observe presque quotidiennement sont situés à des distances supérieures au milliard de parsecs. Par conséquent, si un sursaut gamma devait donner lieu aux particules de 1020 eV, il devrait être situé à moins de 100 mégaparsecs de nous, donc il aurait dû surpasser en luminosité tous les autres par un facteur d’au moins cent !

18Le mystère est donc là, tangible, épais. Pour autant, les modèles de l’origine du rayonnement cosmique de ultra-haute énergie ne manquent pas : les théoriciens ont l’imagination fertile ! À vrai dire, on pouvait les dénombrer par dizaines il y a encore quelques années…

Une escapade exotique en physique

19Une classe de modèles théoriques repose sur l’idée qu’il faut ajouter quelques ingrédients nouveaux à la physique des particules telle qu’on la connaît aujourd’hui. Par exemple, la source pourrait ne pas être un objet astrophysique « conventionnel », mais une unique particule mère super-massive, qui en se désintégrant produirait une gerbe de particules, parmi lesquelles le rayon cosmique de ultra-haute énergie. Le changement de paradigme est radical : le rayon cosmique n’a pas été accéléré mais doté dès sa naissance d’une énergie colossale. Ce mécanisme a un prix certain, car il nécessite une particule dont la masse dépasse toutes celles connues d’une douzaine d’ordres de grandeur ! Mais il a également un intérêt tout particulier, car ce domaine de masses est précisément celui attendu dans certaines extensions à la physique des particules, dénommées « théories de grande unification ». L’infiniment grand rejoint à nouveau l’infiniment petit. Cependant, les prédictions de ces modèles ne s’accordent pas avec les dernières données observationnelles, qui ne relèvent pas le fort flux de photons aux énergies extrêmes, prédit par ces modèles.

20Une autre classe de modèles propose d’effacer l’effet GZK toujours par le biais d’un ajout à la physique des particules fondamentale afin de s’affranchir de cette limite de distance. La source pourrait alors être située aux confins de l’Univers observable, et on pourrait expliquer pourquoi on ne la distingue pas parmi les objets proches. De nombreuses propositions ont été faites dans cette classe de théories, requérant des excursions plus ou moins audacieuses au-delà de la physique fondamentale connue. Alors, une boîte de Pandore s’ouvre et il devient difficile d’en maîtriser l’explosion. Quoi qu’il en soit, l’observation récente de la coupure GZK dans le spectre du rayonnement cosmique de ultra-haute énergie (voir infra) semble contredire ces propositions exotiques.

21Toute cette discussion peut paraître fort spéculative et, en effet, elle l’est. Cependant elle montre d’une part qu’il est particulièrement difficile de résoudre ce mystère de l’origine du rayonnement cosmique de ultra-haute énergie, même si l’on prend la liberté de jouer avec les lois fondamentales de la physique ; d’autre part, que la compréhension de cette énigme pourrait bien nous ouvrir de nouvelles portes sur cette physique théorique des hautes énergies. Quelle porte ? Cela reste un mystère entier !

Les grands accélérateurs astrophysiques

22La course aux détecteurs toujours plus gigantesques a un mérite, celui de fournir de la statistique aux énergies extrêmes, comme on dit dans le jargon, c’est-à-dire de détecter plus de particules, donc de permettre des études plus soignées de la forme du spectre en énergie et des cartes de directions d’arrivée. La preuve en est donnée par l’expérience High Résolution Fly’s Eye, combinant deux observatoires à fluorescence en observation au-dessus d’une plaine désertique de l’Utah. Cette expérience a rapporté, pour la première fois, la détection d’une coupure haute dans le spectre du rayonnement cosmique, qui prend l’apparence de la coupure GZK prédite il y a plus de quarante ans (voir figure 3). Cette découverte est de toute première importance, et ce, pour plusieurs raisons. Tout d’abord, elle infirme les résultats d’une expérience précédente, AGASA, qui ne voyait aucune coupure avant plusieurs fois le seuil GZK. Par ailleurs, elle confirme la nature hadronique (c’est-à-dire, de protons ou de noyaux) du rayonnement cosmique de ultra-haute énergie, coupant l’herbe sous les pieds de nombreux scénarios non conventionnels. Elle confirme enfin la nature extragalactique des sources : en effet, si les sources étaient situées Une classe de modèles théoriques repose sur l’idée qu’il faut ajouter quelques ingrédients nouveaux à la physique des particules telle qu’on la dans notre Galaxie, elles seraient si proches que les interactions GZK ne pourraient avoir lieu et on ne verrait donc aucune coupure. En bref, ce résultat fondamental s’accorde tout à fait avec l’hypothèse la plus standard selon laquelle les rayons cosmiques de ultra-haute énergie auraient été accélérés dans des objets astrophysiques extragalactiques puissants.

23Comme nous l’avons déjà dit, ces objets pourraient être des sursauts gamma, des magnetars ou des radiogalaxies. Par quel mécanisme, à quel moment les rayons cosmiques seraient-ils accélérés ? Cela reste encore le sujet de débats animés et de recherches fructueuses en astrophysique des hautes énergies. Selon l’idée générale, ces objets abriteraient des vents fortement magnétisés, au sein desquels l’accélération de particules pourrait avoir lieu par un mécanisme semblable à celui qui produit les rayons cosmiques de basse énergie dans les restes de supernovae (« mécanisme de Fermi »).

Fig. 3 – Spectre d’énergie des rayons cosmiques d’énergie extrême mesuré par l’expérience High Resolution Fly’s Eye. Le flux a été multiplié par E3 dans cette figure afin de corriger artificiellement la forte pente manifeste dans la figure 1. Les symboles noirs et rouges représentent les points de mesures et leurs incertitudes. Les traits pleins sont des ajustements ad-hoc. La coupure GZK à 0,5x1020 eV, résultant de la production de pions par interaction sur le fond diffus micro-ondes pour les particules d’énergies supérieures, est apparente. (Collaboration High Resolution Fly’s Eye, Physical Review Letters vol. 100, p. 101101, 2008)

24Si l’on admet maintenant que de tels objets sont à l’origine du rayonnement cosmique de ultra-haute énergie, comment expliquer l’absence d’un objet astrophysique monstrueux dans la direction d’arrivée des événements les plus énergétiques ? À défaut de nouvelle physique, il faut faire appel à de la « nouvelle astrophysique », en invoquant l’existence de champs magnétiques intergalactiques. Si on s’attend généralement à ce que de tels champs baignent l’Univers, on ne sait rien n’en revanche sur leur intensité ou sur leur configuration… Du point de vue observationnel, ces champs magnétiques sont très difficiles à détecter avec les moyens actuels. Du point de vue théorique, la situation n’est guère meilleure, car on ne comprend pas même l’origine du champ magnétique de notre Galaxie ! Les champs magnétiques cosmiques, encore un mystère de l’astrophysique moderne…

25En admettant l’existence de ces champs, on peut néanmoins expliquer cette absence de contrepartie. Les rayons cosmiques sont en effet composés de particules chargées, donc ils subissent l’influence des champs magnétiques : leurs trajectoires sont défléchies et distordues, tandis que la lumière issue des sources, voyage en ligne droite. Si la déflexion angulaire subie par le rayon cosmique était importante, la direction d’arrivée dans l’atmosphère du rayon cosmique ne coïnciderait plus avec la direction de sa source. Autrement dit, en regardant dans la direction incidente dans l’atmosphère, on ne verrait pas la source, simplement parce que celle-ci se situe ailleurs dans le ciel. Même si cette déflexion angulaire devait être faible, on pourrait perdre la corrélation avec la source pour peu que celle-ci soit éphémère. Supposons en effet que la source ne vit qu’un instant, prenant pour exemple un sursaut gamma qui ne dure que quelques secondes.

26Les rayons cosmiques de ultra-haute énergie mettent plus de temps à nous parvenir que la lumière, car ils ne voyagent pas en ligne droite. Ainsi, un écart d’un degré entre la direction d’arrivée du rayon cosmique et la direction de sa source correspond à un retard à l’arrivée d’environ dix mille ans entre le rayon cosmique et la lumière : on comprend alors pourquoi on n’observe jamais le rayon cosmique en même temps que le flash gamma de la source.

27En agrémentant la cuisine des théoriciens de quelques hypothèses optimistes, tant sur la puissance accélératrice des sources que sur la présence de champs magnétiques d’intensité adéquate dans l’Univers, il semble donc possible de résoudre l’énigme du rayonnement cosmique de ultra-haute énergie. Les modèles évoqués ci-dessus constituent aujourd’hui la piste la plus prometteuse, mais la nature précise de la source reste à élucider.

L’Observatoire Pierre Auger

28Au début des années 1990, une collaboration de physiciens, menée par le prix Nobel de physique James W. Cronin, s’est constituée afin de construire le plus grand détecteur de rayons cosmiques jamais réalisé. L’Observatoire Pierre Auger fut inauguré une quinzaine d’années plus tard, en novembre 2008. Sa construction dans la pampa argentine aura duré presque dix ans. Doté de 1 600 cuves détectrices au sol, et de vingt-quatre télescopes à fluorescence, il couvre une superficie de 3 000 km2, soit la taille d’un département français, ou dix fois la superficie de Paris… Outre sa taille de géant, cette expérience offre l’avantage de combiner les deux méthodes de détection, par détecteurs au sol et par observation de l’émission atmosphérique de fluorescence, ce qui devrait permettre d’estimer les incertitudes systématiques propres à chacune de ces méthodes. À détecteur géant, collaboration géante : l’ensemble des physiciens de l’expérience Pierre Auger compte aujourd’hui quelque trois cent cinquante personnes issues de dix-sept pays différents. Notons au passage que le CNRS a joué un rôle clé dans cette aventure, tant du point de vue des moyens financiers et expérimentaux que des équipes de recherche mises en œuvre.

29En un an d’observation, l’Observatoire Pierre Auger a pu accumuler plus de données que n’importe quel autre observatoire et collecter une moisson de résultats de première importance. Les premières mesures du spectre d’énergie ont permis de confirmer la détection de la coupure GZK annoncée par l’expérience High Resolution Fly’s Eye. Les limites supérieures obtenues sur la fraction de photons ont permis d’exclure une grande partie des modèles exotiques de l’origine du rayonnement cosmique de ultra-haute énergie. De plus, l’expérience semble avoir détecté la présence d’anisotropie dans la carte angulaire de directions d’arrivée. Ce résultat, qui a fait grand bruit lors de son annonce en 2007, reste à confirmer car l’amplitude du signal n’excède pas suffisamment le niveau du bruit. S’il est confirmé par l’accumulation de nouvelles données, ce qui devrait prendre encore quelques années, ce résultat confortera les prédictions des modèles astrophysiques de l’origine du rayonnement cosmique de ultra-haute énergie. En effet, les sources puissantes, telles que les sursauts gamma hébergés dans les galaxies à formation d’étoiles, ou les radiogalaxies géantes, se distribuent dans l’Univers à la manière du gaz baryonique, c’est-à-dire en amas, murs et filaments (voir chapitre 16). Jusqu’à une profondeur d’une centaine de mégaparsecs, qui rappelons-le délimite la distance possible aux sources des particules de 1020 eV, cette répartition apparaît anisotrope sur le ciel, à l’instar des positions des galaxies proches. Donc, en collectant les particules de cette énergie, et en supposant que le brouillage dû aux champs magnétiques n’est pas très important, on devrait détecter cette anisotropie de la distribution des sources. En quelque sorte, on réaliserait alors une astronomie de protons, dans laquelle les rayons cosmiques et non plus la lumière seraient les messagers du ciel.

Et demain ?

30Pour autant, l’Observatoire Pierre Auger n’a pas résolu l’énigme de l’origine des particules de haute énergie. Aller jusqu’au bout de cette aventure demandera encore du temps, car il faut recueillir plus de particules pour disposer d’un niveau de statistique suffisant. La première étape consiste à détecter des empreintes claires et nettes de la distribution des grandes structures dans les directions d’arrivée des particules de ultra-haute énergie. Un tel résultat permettrait d’estimer l’ampleur du brouillage des directions d’arrivée provoqué par les champs magnétiques cosmiques. Cela nous enseignerait bien des choses sur ces champs, de même que sur la source. Mais il ne faut jamais préjuger de l’avenir en astrophysique, car le ciel reste une éternelle source de surprises.

31Les plans de plusieurs projets sont déjà échafaudés, reste à trouver le financement adéquat, qui se chiffre toujours en dizaines de millions d’euros. Ainsi, l’expérience Telescope Array, en cours de construction dans l’Utah, est une extension du High Resolution Fly’s Eye. Le projet Auger-Nord propose de construire une contrepartie à l’Observatoire Pierre Auger dans l’hémisphère nord, en accroissant la taille entre détecteurs de manière à pouvoir couvrir une surface plus large, donc bénéficier d’un gain significatif en sensibilité aux énergies extrêmes. Enfin, l’ambitieux projet JEM-EUSO propose d’observer la lumière de fluorescence de gerbes de particules non plus depuis le sol, mais depuis la Station spatiale internationale à l’aide d’un détecteur embarqué. On ne surveillerait plus un bout de ciel, mais plutôt un morceau de Terre

32Toutes ces aventures promettent d’être fascinantes, riches d’événements en tout genre et de grain à moudre pour les théoriciens des hautes énergies ! Comme le disait si bien Pierre Auger, « La réalité, que nous découvrons en écartant pli par pli le voile d’Isis, se montrera toujours supérieure en beautés imprévues aux systèmes échafaudés par l’esprit humain lorsqu’il est abandonné à ses seules ressources. »

Bibliographie

Références bibliographiques

• Auger Pierre, 1941, Rayons cosmiques, Paris, PUF.

• Boratav Murat, 2000, « L’énigme des rayons cosmiques d’énergies extrêmes et l’Observatoire Auger », L’Astronomie, vol. 114, p. 200.

• Boratav Murat, Suomijärvi Tiina, 2009, « Les rayons cosmiques d’énergie extrême », Dossiers Pour la Science, vol. 62.

• Cronin James W., 1999, « Cosmic rays : the most energetic particles in the Universe », Review of Modern Physics, vol. 71, p. S165.

• Lemoine Martin et Sigl Guenter (eds), 2001, « Physics and astrophysics of ultra-high energy cosmic rays », Lecture Notes in Physics, Berlin, Springer-Verlag.

Table des illustrations

Légende Fig. 1 – Flux (différentiel par intervalle d’énergie) toutes espèces confondues du rayonnement cosmique en fonction de l’énergie de la particule
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11586/img-1.jpg
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Légende Fig. 2 – Simulation théorique du développement d’une gerbe atmosphérique initiée par un proton d’énergie 1015 eV. La hauteur et la largeur des figures représentent 70 km. Attention : cette figure représente l’image intégrée sur le temps du développement de la gerbe dans l’atmosphère ; si l’on devait suivre son développement au cours du temps, la gerbe prendrait la forme d’une crêpe très aplatie descendant le long de l’axe principal à la vitesse de la lumière. Image réalisée par F. Schmidt, « CORSIKA Shower Images », http://www.ast.leeds.ac.uk/​~fs/​showerimages.html
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11586/img-2.jpg
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Légende Fig. 3 – Spectre d’énergie des rayons cosmiques d’énergie extrême mesuré par l’expérience High Resolution Fly’s Eye. Le flux a été multiplié par E3 dans cette figure afin de corriger artificiellement la forte pente manifeste dans la figure 1. Les symboles noirs et rouges représentent les points de mesures et leurs incertitudes. Les traits pleins sont des ajustements ad-hoc. La coupure GZK à 0,5x1020 eV, résultant de la production de pions par interaction sur le fond diffus micro-ondes pour les particules d’énergies supérieures, est apparente. (Collaboration High Resolution Fly’s Eye, Physical Review Letters vol. 100, p. 101101, 2008)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11586/img-3.jpg
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Auteur

Directeur de recherche au CNRS, à l’Institut d’Astrophysique de Paris et à l’université Pierre et Marie Curie. Ses travaux portent sur l’origine du rayonnement cosmique de ultra-haute énergie et sur la cosmologie théorique. Par ailleurs, il est professeur d’astrophysique à l’École polytechnique

© CNRS Éditions, 2010

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